Разлика помеѓу преработките на „Радијална брзина“

Нема измена во големината ,  пред 9 години
с
нема опис на уредувањето
с
с
Радијалната брзина на една [[ѕвезда]] или друг оддалечен сјаен објект може да се измери со високорезолутивен [[Електромагнетен спектар|спектар]] и споредба на измерените [[бранова должина|бранови должини]] на познати [[спектрална линија|спектрални линии]] со брановите должини измерени во лабораторија. Позитивната радијална брзина укажува на тоа дека растојанието помеѓу објектите се зголемува (или се зголемувало), а пак негативната значи намалување на растојанието.
 
Кај многу [[бинарна ѕвезда|бинарни ѕвезди]], [[орбита]]лното движење обично предизвикува варијации во радијалната брзина од неколку километри во секунда. Спектрите на овие ѕвезди се менливи поради Доплеровиот ефект, и затоа се нарекуваат [[Бинарна ѕвезда|спектроскопски двојници]]. Радијалната брзина се користи за проценка на масите на ѕвездите и некои [[орбитален елемент|орбитални елементи]], како [[орбитално отстапување|отстапувањето]] и [[главнаголема полуоска]]. Истиот метод се користи за утврдување на присуството на [[планета|планети]] околу ѕвездите. Со мерење на движењето се утврдува орбиталниот период на планетата, додека добиената големина на поместувањето служи за пресметка на долната граница на [[маса]]та на таа планета. Методите на радијална брзина самите по себе може да ја утврдат само долната граница, бидејќи големите планети што орбитираат под многу голем агол во однос на видната линија радијално ја реметат нивната ѕвезда колку што тоа го прави помала планета со орбитална рамнина на видната линија. Предложено е дека вака пресметаните планети со големо орбитално отстапување имитираат два планетни система со кружни или речиси кружни резонантни орбити.<ref name="Anglada-Escude">{{цитирано списание | author = Anglada-Escude | title = How eccentric orbital solutions can hide planetary systems in 2:1 resonant orbits | journal = The Astrophysical Journal Letters | id = {{arXiv|0809.1275}} }}</ref>
 
==Спореба==